thumb|Ceres i naturlige farger fotografert av romsonden Dawn i mai 2015. Det er den eneste dvergplaneten i asteroidebeltet. thumb|Pluto fotografert av romsonden New Horizons 13. juli 2015 thumb|En kunstners fremstilling av Haumea og månene Hiʻiaka og Namaka. thumb|En kunstners fremstilling av Makemake thumb|Eris sett med Hubble-teleskopet En dvergplanet er i henhold til Den internasjonale astronomiske unions (IAU) definisjon et himmellegeme i direkte bane rundt solen, og som har tilstrekkelig masse til at formen kontrolleres av gravitasjonskrefter snarere enn mekaniske krefter (og dermed er en ellipsoide), men som ikke har ryddet sin egen naboregion for andre legemer. Mer eksplisitt er det et planetmasseobjekt – det har tilstrekkelig masse til å overvinne den indre trykkstyrken og oppnå hydrostatisk likevekt – men er verken en planet eller en måne.
Begrepet dvergplanet ble tatt i bruk i 2006 som en del av den tredelte kategoriseringen av legemer i bane rundt solen, forårsaket av en økning i oppdagelser av transneptunske objekter på størrelser opp mot Pluto, og til slutt fremskyndet av oppdagelsen av et objekt med større masse: Eris. Klassifiseringen slår fast at legemer som er tilstrekkelig store til at de har ryddet nabolaget til sine egne baner defineres som planeter, mens de som ikke er tilstrekkelig store til å bli sfæriske av sin egen gravitasjon defineres som smålegemer. Dvergplaneter er plassert mellom disse to. IAUs ekskludering av dvergplaneter fra listen over planeter har blitt både hyllet og kritisert; Mike Brown, som oppdaget og andre nye dvergplaneter, uttalte at det var en «riktig beslutning», men har blitt kritisert av Alan Stern, som hadde innført begrepet dvergplanet i 1990.
Per juni 2013 anerkjenner IAU fem dvergplaneter i solsystemet: , Pluto, , og . Bare Ceres og Pluto har imidlertid blitt tilstrekkelig studert i detalj til å kunne påvise at de passer til definisjonen. Eris har blitt akseptert som en dvergplanet fordi den har større masse enn Pluto. IAU har i ettertid besluttet å navngi transneptunske objekter med en absolutt størrelsesklasse lysere enn 01 (og dermed en diameter på ≥ 838 km forutsatt en geometrisk albedo ≤ 1) skal navngis under forutsetning om at de er dvergplaneter. Bare to objekter kjent på den tiden – Makemake og Haumea – gikk gjennom denne navneprosedyren og ble erklært å være dvergplaneter.
Det antas at ytterligere hundre kjente objekter i solsystemet er dvergplaneter. Estimater antyder at det opp mot 200 dvergplaneter kan bli funnet når hele regionen kjent som Kuiperbeltet er utforsket, og at antallet kan bli så høyt som når objekter spredt utenfor Kuiperbeltet regnes med. Mike Brown publiserte i august 2011 en liste på 390 kandidatobjekter organisert i kategorier fra «muligens» til «nesten sikkert» at de oppfyller IAUs kriterier sammen med en klassifiseringsmetodologi. Brown identfifiserer ni kjente objekter – de fem nevnte pluss Gonggong, , og – som «nesten sikre», og ytterligere to dusin som «svært sannsynlig» og der er sannsynligvis rundt hundre slike objekter totalt.
Klassifiseringen av legemer i andre planetsystemer med egenskapene til dvergplaneter har ikke blitt behandlet enda.
Begrepets historie
Før oppdagelsene tidlig på 2000-tallet hadde ikke astronomene noe sterkt behov for en formell planetdefinisjon. Etter oppdagelsen av Pluto i 1930 var astronomene enige om at solsystemet hadde ni planeter i tillegg til tusenvis av betydelig mindre legemer som asteroider og kometer. I nesten 50 år var Pluto ansett å være større enn Merkur, men med oppdagelsen av plutomånen Charon ble det mulig å måle Plutos masse nøyaktig og å fastslå at den er mye mindre enn de opprinnelige estimatene.
Pluto hadde ca. en tjuedel av Merkurs masse, noe som gjorde den til den klart minste planeten. Selv om den var ti ganger så massiv som Ceres, det største legemet i asteroidebeltet, var den en femtedel av jordens måne. Videre var de uvanlige egenskapene som høy baneeksentrisitet og en høy baneinklinasjon beviser for en helt annerledes type legeme enn de øvrige planetene.
På 1990-tallet begynte astronomer å oppdage objekter i samme regionen som Pluto (nå kjent som Kuiperbeltet), og noen lengre unna. Mange av disse hadde noen av de samme baneparametrene som Pluto, og Pluto ble av mange nå sett på som det største medlemmet av en ny klasse av objekter – plutinoer. Dette førte til at noen astronomer sluttet å referere til Pluto som en planet. Flere begreper, inkludert småplanet, subplanet og planetoide, ble tatt i bruk for de legemene som nå er kjent som dvergplaneter.
Før 2005 ble tre andre legemer – Quaoar, Sedna og – sammenlignbare med Pluto i størrelse og bane omtalt i vitenskapelig litteratur. Det ble da klart at enten måtte de også klassifiseres som planeter, eller så måtte Pluto omklassifiseres. Astronomer var også sikre på at flere objekter på størrelse med Pluto ville bli oppdaget, og at antallet planeter dermed ville vokse raskt dersom Pluto forble en planet.
I 2006 antok man at Eris (da kjent som ) var noe større enn Pluto, og noen rapporter refererte uoffisielt til Eris som den tiende planeten. Som en konsekvens ble temaet gjenstand for en intens debatt under IAUs generalforsamling i august 2006. IAUs opprinnelige forslag inkluderte Charon, Eris og Ceres på listen over planeter, men etter at mange astronomer gikk i mot dette forslaget ble et alternativt forslag foreslått av den uruguayanske astronomen Julio Ángel Fernández. Dette forslaget innførte en mellomklassifisering for objekter som er tilstrekkelig store til å bli runde, men som ikke har ryddet nabolaget sitt for planetesimaler. I tillegg til at Charon forsvant ut av listen ble også Pluto, Ceres og Eris tatt ut siden de ikke hadde ryddet sine baner.
IAUs endelige resolusjon bevarte dette tredelte kategorisystemet for himmellegemene i bane rundt solen. Fernández foreslo å kalle de mellomste objektene planetoider, men forsamlingen i IAUs divisjon III stemte enstemmig for å kalle dem dvergplaneter. Resolusjon #5A sier:
Begrepet dvergplanet er kontroversielt, fordi grammatisk lesning antyder at disse legemene er planeter. Resolusjon #5A ble fulgt av resolusjon #5B, som definerer dvergplaneter som en undertype planeter, ulike de åtte andre «klassiske planetene». Med denne ordningen ble de tolv planetene i det avslåtte forslaget bevart i et skille mellom åtte «klassiske planeter» og fire «dvergplaneter». Resolusjon #5B ble imidlertid forkastet i samme sesjon som #5A ble vedtatt, og derfor ble bare dvergplanet-delen gjort offisiell.
På grunn av den gramatiske inkonsekvensen ved at en dvergplanet ikke er en planet, mens en dvergstjerne er en stjerne, har alternative forslag som nanoplanet og subplanet blitt foreslått. Det ble imidlertid fastslått at begrepet dvergplanet allerede hadde blitt tatt i generell bruk og at det var for sent å endre det. Begrepet er en parallell til småplanet som heller ikke er en type planet.
I de fleste språk har tilsvarende begrep blitt til ved å oversette dwarf planet mer eller mindre bokstavelig: fransk planète naine, tysk Zergplanet, russisk карликовая планета (karlikovaya planeta), arabisk كوكب قزم (kaukab qazm), kinesisk 矮行星 (ǎixíngxīng) og så videre, men japansk er et unntak. På japansk kalles disse legemene junwakusei (準惑星) hvor wakusei (惑星) er 'planet' og jun- (準) er et prefiks som tilsvarer ordene kvasi-, nesten- og sub-. På japansk kalles de derfor 'subplaneter' eller 'nesten-planeter'. Det moderne latinske navnene for denne objektklassen, planetulus eller planetion ifølge en gresk navnestil, er også en diminutiv form for planeta, og betyr derfor «liten planet».
Selv om det ble reist bekymeringer om klassifiseringen av planeter i bane rundt andre stjerner, ble ikke problemet løst; det ble i stedet foreslått å løse dette først når slike objekter begynner å bli observert.
IAUs resolusjon #6A fra 2006 anerkjenner Pluto som «prototypen for en ny kategori av transneptunske objekter». Navnet og den presise naturen til denne kategorien ble ikke spesifisert, men overlatt til IAU for å etablere på et senere tidspunkt; i debatten frem mot vedtaket ble medlemmene av kategorien vekselvis referert til som plutoner og plutonske objekter, men ingen av navnene førte frem. 11. juni 2008 offentliggjorde IAU Executive Committee navnet plutoide sammen med en definisjon: alle transneptunske dvergplaneter er plutoider, dog «delvis på grunn av en e-post-kommunikasjonssvikt – WG-PSN [Working Group for Planetary System Nomenclature] var ikke involvert i valget av ordet plutoide. ... Faktisk avviste en avstemming i WG-PSN i etterkant av møtet i Executive Committee bruken av dette spesifikke begrepet.» 18. juli 2008 klassifiserte WP-PSN objektet da kjent som (136472) 2005 FY9 som en dvergplanet, og ga den navnet . I september samme år fulgte .
Egenskaper + Planetariske diskriminanter Legeme Masse (M⊕) Λ µ Merkur Venus Jorden Mars Ceres Jupiter Saturn Uranus Neptun Pluto Haumea Makemake Eris
Banedominans
Alan Stern og Harold F. Levison introduserte parameteren Λ (lambda) som et uttrykk for sannsynligheten for et møte som resulterer i en gitt nedbøyning av bane. Verdien av denne parameteren er i Sterns modell proporsjonal med kvadratroten av massen og invers proporsjonal til perioden. Ifølge forfatterne kan verdien brukes for å estimere kapasiteten et legeme har til å rydde nabolaget til sin egen bane, der Λ > 1 til slutt vil rydde den. Et gap på fem størrelsesklasser i Λ ble funnet mellom de minste terrestriske planetene og de største asteroidene og kuiperbelteobjektene.
Ved bruk av denne parameteren argumenterte Steven Soter og andre astronomer for en distinksjon mellom planeter og dvergplaneter basert på den manglende evnen til sistnevnte til å «rydde nabolaget rundt sin egen bane»: planeter er i stand til å fjerne mindre legemer nær sine egne baner ved kollisjon, innfanging eller gravitasjonell forstyrrelse (eller etablere en baneresonans som forhindrer kollisjoner), mens dvergplaneter mangler massen til å gjøre dette. Soter foreslo videre en parameter han kalte den planetariske diskriminanten, designet med symbolet µ (my), som representerer en eksperimentell måling av den faktiske graden av renhet til banesonen. Parameteren kalkuleres ved å dele massen til kandidatlegemet med den totale massen til andre legemer som deler samme banesone, og µ > 100 anses å være ryddet. Det finnes flere andre ordninger som forsøker å skille mellom planeter og dvergplaneter, men definisjonen fra 2006 bruker dette konseptet.
Størrelse og masse
Tilstrekkelig indre trykk, forårsaket av legemetes gravitasjon, vil gjøre et legeme plastisk, og tilstrekkelig plastisitet vil gjøre det mulig for topper å synke og lavpunkt å heves – en prosess kjent som gravitasjonell relaksasjon. Legemer mindre enn et par kilometer domineres av ikke-gravitasjonelle krefter og har en tendens til å være kantete i formen. Større objekter hvor gravitasjon er betydelig, men ikke dominerende, er «potet»-formet. Jo mer massivt et legeme er, jo høyere er det indre trykket og jo mer avrundet blir formen, helt til den når en maksimal avrunding ved hydrostatisk likevekt. Dette er den definerende grensen for en dvergplanet.
Når et objekt er i hydrostatisk likevekt vil et globalt lag av væske som dekker overflaten danne en flytende overflate med samme form som legemet, bortsett fra ved små overflateformasjoner som kratere og sprekker. Dersom legemet ikke roterer, vil den være en kule, men jo raskere roterer, jor mer flattrykt eller til og med ellipsoidisk blir den. Hvis et slikt roterende legeme imidlertid skulle værmes opp til det smeltet, hville den generelle formen endres mens den var flytende. Det ekstreme eksemepelet på et ikke-sfærisk legeme i hydrostatisk likevekt er , som er dobbelt så lang langs hovedaksen som den er ved polene.